Astronomía

El ciclo CNO en la primera generación de estrellas

El ciclo CNO en la primera generación de estrellas


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Soy un estudiante universitario interesado en la astrofísica y esta pregunta me vino a la mente:

Dado que el ciclo CNO requiere que el carbono comience, y el carbono se produce por fusión termonuclear en las estrellas, ¿es justo pensar que las estrellas más calientes de la primera generación no tenían un ciclo CNO?
¿O debería pensar en cambio que la primera generación de estrellas tenía una metalicidad inicial y, por tanto, el ciclo CNO era posible?


Las estrellas de primera generación no hicieron el ciclo CNO inicialmente.

Se estima que después del Big Bang tres cuartas partes de la materia son hydogren, una cuarta parte de helio y trazas de elementos más pesados. Esta es también la composición de las estrellas de primera generación (hasta ahora no observadas), que tienen una metalicidad cero. Aunque esas estrellas probablemente eran muy masivas, inicialmente no podían ejecutar el ciclo CNO.

Afortunadamente, el ciclo CNO no es el único proceso de fusión nuclear en las estrellas. En la reacción en cadena protón-protón, el hidrógeno se fusiona en helio. La estrella está en equilibrio hasta que el hidrógeno del núcleo se "agota". Entonces puede colapsar y calentarse hasta que el proceso triple alfa comience a producir carbono. A partir de ahí, hay cada vez más procesos que producen muchos elementos diferentes. Debido a la convección y la quema de conchas, el ciclo CNO podría haberse estado ejecutando en esas estrellas de primera generación en etapas posteriores.

Curiosamente, las estrellas más masivas de la primera generación (población III) pueden haber terminado como agujeros negros, devorando todos los metales producidos (elementos más pesados ​​que el helio). Muchos otros pueden haber explotado en supernovas de inestabilidad de pares, expulsando todo el material al espacio interestelar, sin dejar restos compactos.

A Heger y S. E. Woosley: La firma de nucleosíntesis de la población III


Supongo que lo que quieres decir con "primera generación" son las estrellas Pop III (también conocidas como metalicidad cero).

Estas estrellas compuestas únicamente por H y He (pueden tener elementos muy pequeños e insignificantes de elementos más pesados) ya que se formaron en el universo muy temprano. Su evolución comienza con la fusión de H para obtener más Él y la quema de Él para obtener elementos más pesados. Esto es similar a lo que sucede en el sol. Por lo tanto, se puede producir carbono y el ciclo de CNO puede ocurrir en algún momento de la vida.

Esto también está respaldado por la idea de que Pop III podría ser muy masivo y mantener su masa sin una pérdida significativa por el mecanismo del viento (es decir, la tasa de pérdida de masa es mayor con la metalicidad debido a la emisión de línea de elementos pesados). Se ha demostrado mediante simulaciones que estas estrellas masivas pueden acabar con sus vidas por explosión termonuclear (es decir, similar a SNe Tipo Ia), en lugar del colapso del núcleo.


Ciclo CNO

La 'Ciclo de CNO'se refiere al ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, un proceso de nucleosíntesis estelar en el que las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en helio a través de una secuencia de reacciones de seis etapas. Esta secuencia procede de la siguiente manera:.

La Ciclo de CNO (para carbono-nitrógeno-oxígeno) es uno de los dos conjuntos (conocidos) de reacciones de fusión mediante las cuales las estrellas convierten el hidrógeno en helio, siendo el otro la reacción en cadena protón-protón. A diferencia de este último, el Ciclo de CNO es un ciclo catalítico.

Para las estrellas de masa superior a aproximadamente dos masas solares, de hecho, un ciclo diferente de reacciones termonucleares que involucran a los elementos carbono, nitrógeno y oxígeno domina la producción total de energía. Este es el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (o Ciclo de CNO, para abreviar): .

Una serie de reacciones nucleares que utilizan carbono como catalizador para combinar cuatro átomos de hidrógeno y hacer que un átomo de helio más energía sea efectivo en estrellas más masivas que el sol.
Hipótesis de co-acreción.

- La serie de reacciones mediante las cuales las estrellas masivas fusionan hidrógeno en helio.
Fragmento de colisión: un satélite que probablemente sea un fragmento de un satélite más grande roto por una colisión con un meteoroide.

. CNO significa carbono, nitrógeno y oxígeno, ya que los núcleos de estos elementos están involucrados en el proceso. Como su nombre lo indica, este proceso es cíclico.

es dominante en los núcleos de estrellas en la secuencia principal superior.

Serie de reacciones nucleares en las que el carbono se utiliza como catalizador para transformar el hidrógeno en helio.
área de recolección.

16.2 Masa, energía y teoría de la relatividad
materia oscura fría 28.4 El desafío de la materia oscura
colisiones 25.6 La formación de la galaxia.

Abreviatura de ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno
Saco de carbón Nube oscura y oscurecedora, de unos 5 ° de ancho, en el crux de la constelación del sur (RA 12h 50m dic. -63 °). El Saco de Carbón, como todas esas nubes de gas cargado de polvo, solo se ve en silueta, porque detrás de él se encuentra el fondo brillante de la Vía Láctea.

más que la Cadena PP, por lo que domina sobre la Cadena PP.

: Una serie de reacciones nucleares que convierten 4 hidrógeno en 1 núcleo de helio. El proceso comienza con la captura de un protón (núcleo de hidrógeno) en carbono convirtiéndolo en nitrógeno.

Las cavidades pueden colapsar, generando una gran presión impulsiva que puede erosionar y dañar superficies sólidas cercanas (como impulsores de bombas, álabes de turbinas y hélices de barcos). El fenómeno se aprovecha para cortar y perforar metales mediante ondas ultrasónicas. [DC99]

Tienen un núcleo de fusión de hidrógeno, pero gran parte de la fusión de hidrógeno ocurre a través del

. Después de que el hidrógeno se agota, como las estrellas de baja masa, se forma un núcleo de helio con una capa de hidrógeno, luego un núcleo de carbono, con capas de helio e hidrógeno.

Las fuerzas electromagnéticas de repulsión que operan en el

son mayores que en la cadena de protones porque las cargas de los núcleos de los elementos pesados ​​son más grandes. En consecuencia, se requieren temperaturas más altas para impulsar los núcleos pesados ​​al reino de la fuerza nuclear fuerte y para encender la fusión.

Ahora, independientemente de la masa de la estrella o si está quemando principalmente hidrógeno a través del protón-protón o

, lo importante es que está consumiendo el combustible de hidrógeno en su núcleo. Esto significa que la estrella debe evolucionar y eventualmente dejar de ser una estrella de la secuencia principal.

, un elemento se está convirtiendo en otro mediante fusión nuclear. Este proceso de creación de nuevos elementos se llama nucleosíntesis.

Las estrellas más grandes, cuyo peso aplastante genera temperaturas aún más altas en sus núcleos, utilizan un proceso de fusión más complejo llamado "

. "En esta reacción, trazas de carbono, nitrógeno y oxígeno sirven como catalizadores para fusionar cuatro átomos de hidrógeno en un helio.

Las estrellas crean energía de dos formas. El primero es convertir hidrógeno en helio en una base de reacción en cadena protón-protón (P-P) o el

En estrellas más masivas que el Sol, está en marcha otra reacción de fusión, la

. Esto hace básicamente lo mismo que la cadena p-p pero usa otros elementos, a saber, carbono, nitrógeno y oxígeno, para producir la producción de energía y otros subproductos (helio, positrones y neutrinos).

Bucles azules de estrellas de masa intermedia - I.

sy bucles azules p. 213
H. Y. Xu y Y. Li
DOI:.

Es importante afirmar que mientras la fusión de hidrógeno con helio se realiza en estrellas de masa baja y alta, las estrellas de masa alta queman principalmente hidrógeno a través de la superficie.

Sin embargo, una gran fracción de tales rayos gamma astronómicos son filtrados por la atmósfera de la Tierra y solo pueden ser detectados por naves espaciales. Los rayos gamma se producen por fusión nuclear en estrellas, incluido el Sol (como el

), pero son absorbidos o esparcidos de manera inelástica por el material estelar, reduciendo su energía.


La primera generación de estrellas surgió 250-350 millones de años después del Big Bang, dicen los astrónomos

Un equipo de astrónomos del Reino Unido y los Estados Unidos ha examinado seis de las galaxias más distantes que se conocen actualmente y ha descubierto que la distancia de estas galaxias a la Tierra correspondía a una mirada atrás de hace más de 13 mil millones de años, cuando el Universo tenía solo 550 millones de años. Utilizando datos del Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA, el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA y varios observatorios terrestres, han calculado la edad de estas galaxias en un rango de 200 a 300 millones de años, lo que permite una estimación de cuándo se formaron sus estrellas por primera vez.

La impresión de este artista muestra la evolución del Universo comenzando con el Big Bang a la izquierda seguido por la aparición del Fondo Cósmico de Microondas. La formación de las primeras estrellas pone fin a la edad oscura cósmica, seguida de la formación de galaxias. Crédito de la imagen: M. Weiss / Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

"Los teóricos especulan que el Universo fue un lugar oscuro durante los primeros cientos de millones de años, antes de que se formaran las primeras estrellas y galaxias", dijo el autor principal del estudio, el Dr. Nicolas Laporte, astrónomo del Instituto Kavli de Cosmología y el Laboratorio Cavendish en el Universidad de Cambridge.

"Ser testigo del momento en que el Universo se bañó por primera vez en la luz de las estrellas es una búsqueda importante en astronomía".

“Nuestras observaciones indican que el amanecer cósmico ocurrió entre 250 y 350 millones de años después del comienzo del Universo y, en el momento de su formación, galaxias como las que estudiamos habrían sido lo suficientemente luminosas para ser vistas con el Espacio James Webb. Telescopio."

El Dr. Laporte y sus colegas analizaron la luz de las estrellas de las galaxias según lo registrado por los telescopios espaciales Hubble y Spitzer, examinando un marcador en su distribución de energía indicativo de la presencia de hidrógeno atómico en sus atmósferas estelares. Esto proporciona una estimación de la edad de las estrellas que contienen.

Esta firma de hidrógeno aumenta en fuerza a medida que la población estelar envejece, pero disminuye cuando la galaxia tiene más de mil millones de años.

La dependencia de la edad surge porque las estrellas más masivas que contribuyen a esta señal queman su combustible nuclear más rápidamente y, por lo tanto, mueren primero.

"Este indicador de edad se usa para fechar estrellas en nuestro propio vecindario en la Vía Láctea, pero también se puede usar para fechar galaxias extremadamente remotas, vistas en un período muy temprano del Universo", dijo el coautor del estudio, el Dr. Romain Meyer. astrónomo del Departamento de Física y Astronomía del University College London y del Instituto Max Planck de Astronomía.

"Con este indicador podemos inferir que, incluso en estos primeros tiempos, nuestras galaxias tienen entre 200 y 300 millones de años".

Al analizar los datos de Hubble y Spitzer, los astrónomos necesitaban estimar el corrimiento al rojo de cada galaxia, lo que indica su distancia cosmológica y, por lo tanto, el tiempo retrospectivo en el que se están observando.

Para lograr esto, realizaron mediciones espectroscópicas utilizando varios telescopios terrestres potentes: ALMA, el Very Large Telescope de ESO, los telescopios gemelos Keck y el telescopio Gemini-South.

Estas mediciones permitieron a los investigadores confirmar que mirar estas galaxias correspondía a mirar atrás a una época en la que el Universo tenía 550 millones de años.

"Durante la última década, los astrónomos han empujado las fronteras de lo que podemos observar hasta un momento en que el Universo tenía solo el 4% de su edad actual", dijo el coautor del estudio, el profesor Richard Ellis, astrónomo del Departamento de Física y Astronomía en University College London.

"Sin embargo, debido a la transparencia limitada de la atmósfera terrestre y las capacidades de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer, hemos llegado a nuestro límite".

"Ahora esperamos ansiosos el lanzamiento del telescopio espacial James Webb, que creemos tiene la capacidad de presenciar directamente el amanecer cósmico".

"La búsqueda para ver este momento importante en la historia del Universo ha sido un santo grial en astronomía durante décadas".

"Dado que estamos hechos de material procesado en estrellas, esto es, en cierto sentido, la búsqueda de nuestros propios orígenes".

Los hallazgos fueron publicados en el Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society.

N. Laporte et al. 2021. Sondeo del amanecer cósmico: Edades e historias de formación estelar de las galaxias candidatas z ≥ 9. MNRAS 505 (3): 3336-3346 doi: 10.1093 / mnras / stab1239


2 respuestas 2

Requiere carbono para tener una fusión del ciclo CNO (no requiere nitrógeno u oxígeno, ya que provienen del carbono). Así que tienes razón, las primeras estrellas no pudieron fusionar el ciclo CNO. Sin embargo, no se necesita mucho carbono para que funcione, porque la fusión es tan extremadamente sensible a la temperatura que la escasez de carbono se compensa fácilmente con un ligero aumento de temperatura. Pero tienes que tener un poco de carbono de algunas estrellas anteriores, el Big Bang no produce esencialmente ninguno.

El ciclo CNO lo hace tener lugar en los primeros masivo estrellas, pero solo una vez que una cantidad significativa de helio se ha quemado en carbono por la reacción triple alfa.


Uso en astronomía

Mientras que el número total de núcleos "catalíticos" se conserva en el ciclo, en la evolución estelar se alteran las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el ciclo llega al equilibrio, la relación de los núcleos de carbono 12 / carbono 13 aumenta a 3,5 y el nitrógeno 14 se convierte en el núcleo más numeroso, independientemente de la composición inicial. Durante la evolución de una estrella, los episodios de mezcla convectiva mueven material, dentro del cual ha operado el ciclo CNO, desde el interior de la estrella a la superficie, alterando la composición observada de la estrella. Se observa que las estrellas gigantes rojas tienen proporciones de carbono-12 / carbono-13 y carbono-12 / nitrógeno-14 más bajas que las estrellas de secuencia principal, lo que se considera una evidencia convincente del funcionamiento del ciclo CNO. & # 91 cita necesaria ]


Los físicos detectan neutrinos solares CNO por primera vez

Durante la mayor parte de su existencia, las estrellas se alimentan de la fusión de hidrógeno en helio. La fusión se produce a través de dos procesos que se comprenden bien teóricamente: la cadena protón-protón (p-p) y el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO). Los neutrinos que se emiten a lo largo de tales procesos en el núcleo solar son la única sonda directa del interior profundo del Sol. Previamente se ha realizado un estudio espectroscópico completo de neutrinos de la cadena p-p, que produce alrededor del 99% de la energía solar. Ahora, físicos de la Colaboración Borexino informan sobre la observación directa de neutrinos producidos en el ciclo de CNO en el Sol. Esta evidencia experimental se obtuvo utilizando un detector de neutrinos de gran volumen llamado Borexino, que se encuentra en el Laboratori Nazionali del Gran Sasso subterráneo en Italia.

El 31 de agosto de 2012, un largo filamento de material solar que había estado flotando en la atmósfera del Sol, la corona, estalló en el espacio a las 4:36 p.m. EDT. El CME viajó a más de 900 millas por segundo. No viajó directamente hacia la Tierra, pero se conectó con el entorno magnético de la Tierra, o magnetosfera, con un golpe indirecto, lo que provocó la aparición de una aurora en la noche del 3 de septiembre. Crédito de la imagen: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

"Los neutrinos son realmente la única sonda directa que la ciencia tiene para el núcleo de las estrellas, incluido el Sol, pero son extremadamente difíciles de medir", dijo la profesora Andrea Pocar, física de partículas de la Universidad de Massachusetts Amherst.

"Hasta 420 mil millones de ellos golpean cada pulgada cuadrada de la superficie de la Tierra por segundo, sin embargo, prácticamente todos pasan sin interactuar".

"Solo podemos detectarlos utilizando detectores muy grandes con niveles de radiación de fondo excepcionalmente bajos".

El detector Borexino se encuentra en las profundidades de los Apeninos en el centro de Italia en el Laboratori Nazionali del Gran Sasso de INFN.

Detecta los neutrinos como destellos de luz producidos cuando los neutrinos chocan con los electrones en 300 toneladas de centelleador orgánico ultrapuro.

Su gran profundidad, tamaño y pureza hacen de Borexino un detector único para este tipo de ciencia, único en su clase para radiación de fondo bajo.

Hasta sus últimas detecciones, la Colaboración Borexino había medido con éxito los componentes de los flujos de neutrinos solares 'protón-protón', ayudó a refinar los parámetros de oscilación del sabor de los neutrinos y, lo más impresionante, incluso midió el primer paso del ciclo: el pp de muy baja energía. neutrinos.

Los investigadores de Borexino soñaban con ampliar el alcance de la ciencia para buscar también los neutrinos CNO & # 8211 en una región espectral estrecha con un fondo particularmente bajo & # 8211, pero ese premio parecía fuera de su alcance.

Sin embargo, creían que los neutrinos CNO aún podrían revelarse utilizando los pasos y métodos de purificación adicionales que habían desarrollado para darse cuenta de la exquisita estabilidad requerida del detector.

El detector Borexino después de la estabilización térmica. Crédito de la imagen: Colaboración Borexino.

"La confirmación de la combustión de CNO en nuestro Sol, donde opera a sólo el 1%, refuerza nuestra confianza en que entendemos cómo funcionan las estrellas", dijo el profesor Pocar.

"Más allá de esto, los neutrinos CNO pueden ayudar a resolver una importante cuestión abierta en la física estelar".

"Es decir, cómo la metalicidad central del Sol, que solo puede ser determinada por la tasa de neutrinos CNO del núcleo, está relacionada con la metalicidad en otras partes de una estrella".

"Los modelos tradicionales se han encontrado con una dificultad & # 8212 las medidas de metalicidad de la superficie por espectroscopia no concuerdan con las medidas de metalicidad del subsuelo inferidas de un método diferente, las observaciones de heliosismología".

"Pudimos detectar neutrinos CNO utilizando el enorme detector del experimento Borexino ubicado a 1.400 m bajo tierra", dijo el profesor Michael Wurm, físico de neutrinos del PRISMA + Cluster of Excellence en la Universidad Johannes Gutenberg de Mainz.

"Nos proporcionan información clara sobre los procesos en el núcleo del Sol".

“Esto es consistente con las expectativas teóricas de que el ciclo CNO en el Sol es responsable de aproximadamente el 1% de la energía que produce”, dijo el Dr. Daniele Guffanti, investigador postdoctoral en el Grupo de Excelencia PRISMA + en la Universidad Johannes Gutenberg de Mainz.

El artículo del equipo fue publicado en la revista. Naturaleza.

M. Agostini et al. (La Colaboración Borexino). 2020. Evidencia experimental de neutrinos producidos en el ciclo de fusión CNO en el Sol. Naturaleza 587, 577-582 doi: 10.1038 / s41586-020-2934-0


Los neutrinos proporcionan la primera evidencia experimental de la fusión catalizada dominante en muchas estrellas

Un equipo internacional de unos 100 científicos de la Colaboración Borexino, incluido el físico de partículas Andrea Pocar de la Universidad de Massachusetts Amherst, informa en Naturaleza esta semana la detección de neutrinos del sol, revelando directamente por primera vez que el ciclo de fusión carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) está funcionando en nuestro sol.

El ciclo CNO es la fuente de energía dominante que impulsa a estrellas más pesadas que el sol, pero hasta ahora nunca se había detectado directamente en ninguna estrella, explica Pocar.

Durante gran parte de su vida, las estrellas obtienen energía fusionando hidrógeno en helio, agrega. En estrellas como nuestro sol o un encendedor, esto ocurre principalmente a través de las cadenas & # 8216proton-proton & # 8217. Sin embargo, muchas estrellas son más pesadas y calientes que nuestro sol e incluyen elementos más pesados ​​que el helio en su composición, una cualidad conocida como metalicidad. La predicción desde la década de 1930 & # 8217 es que el ciclo CNO será dominante en las estrellas pesadas.

Los neutrinos emitidos como parte de estos procesos proporcionan una firma espectral que permite a los científicos distinguir los de la & # 8216 cadena protón-protón & # 8217 de los del & # 8216CNO-ciclo & # 8217, señala Pocar, & # 8220 Confirmación de la combustión de CNO en nuestro sol, donde opera a solo el uno por ciento, refuerza nuestra confianza en que entendemos cómo funcionan las estrellas. & # 8221

Más allá de esto, los neutrinos CNO pueden ayudar a resolver una importante cuestión abierta en la física estelar, agrega. Es decir, cómo la metalicidad central del sol, que solo puede ser determinada por la tasa de neutrinos CNO del núcleo, está relacionada con la metalicidad en otras partes de una estrella. Los modelos tradicionales han tropezado con una dificultad: las medidas de metalicidad de la superficie por espectroscopia no concuerdan con las medidas de metalicidad del subsuelo inferidas de un método diferente, las observaciones de heliosismología.

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Pocar dice que los neutrinos son realmente la única sonda directa que la ciencia tiene para el núcleo de las estrellas, incluido el sol, pero son extremadamente difíciles de medir. Hasta 420 mil millones de ellos golpean cada pulgada cuadrada de la superficie de la tierra por segundo, sin embargo, prácticamente todos pasan sin interactuar. Los científicos solo pueden detectarlos utilizando detectores muy grandes con niveles de radiación de fondo excepcionalmente bajos.

El detector Borexino se encuentra en las profundidades de los Apeninos en el centro de Italia en el INFN & # 8217s Laboratori Nazionali del Gran Sasso. Detecta los neutrinos como destellos de luz producidos cuando los neutrinos chocan con los electrones en 300 toneladas de centelleador orgánico ultrapuro. Su gran profundidad, tamaño y pureza hacen de Borexino un detector único para este tipo de ciencia, único en su clase para radiación de fondo bajo, dice Pocar. El proyecto fue iniciado a principios de la década de 1990 por un grupo de físicos dirigido por Gianpaolo Bellini en la Universidad de Milán, Frank Calaprice en Princeton y el difunto Raju Raghavan en Bell Labs.

Hasta sus últimas detecciones, la colaboración de Borexino había medido con éxito los componentes de los flujos de neutrinos solares & # 8216proton-proton & # 8217, ayudó a refinar los parámetros de oscilación del sabor de los neutrinos y, lo que es más impresionante, incluso midió el primer paso del ciclo: el nivel muy bajo. energía & # 8216pp & # 8217 neutrinos, recuerda Pocar.

Sus investigadores soñaban con ampliar el alcance de la ciencia para buscar también los neutrinos CNO, en una región espectral estrecha con un fondo particularmente bajo, pero ese premio parecía fuera de su alcance. Sin embargo, los grupos de investigación de Princeton, Virginia Tech y UMass Amherst creían que los neutrinos CNO aún podrían revelarse utilizando los pasos y métodos de purificación adicionales que habían desarrollado para lograr la exquisita estabilidad del detector requerida.

A lo largo de los años y gracias a una secuencia de movimientos para identificar y estabilizar los antecedentes, los científicos estadounidenses y toda la colaboración tuvieron éxito. & # 8220Más allá de revelar los neutrinos CNO que es el tema de esta semana & # 8217s en el artículo de Nature, ahora existe incluso un potencial para ayudar a resolver el problema de la metalicidad también & # 8221, dice Pocar.

Antes del descubrimiento del neutrino CNO, el laboratorio había programado que Borexino finalizara sus operaciones a fines de 2020. Pero debido a que los datos utilizados en el análisis para el artículo de Nature se congelaron, los científicos han continuado recopilando datos, ya que la pureza central ha seguido mejorando. haciendo que un nuevo resultado centrado en la metalicidad sea una posibilidad real, dice Pocar. La recopilación de datos podría extenderse hasta 2021, ya que la logística y los permisos necesarios, mientras están en curso, no son triviales y requieren mucho tiempo. & # 8220Cada día extra ayuda, & # 8221, comenta.

Pocar ha estado con el proyecto desde sus días de posgrado en Princeton en el grupo liderado por Frank Calaprice, donde trabajó en el diseño, construcción de la embarcación de nylon y la puesta en marcha del sistema de manejo de fluidos. Más tarde trabajó con sus estudiantes en la UMass Amherst en el análisis de datos y, más recientemente, en técnicas para caracterizar los fondos para la medición de neutrinos CNO.

Proporcionado por: Universidad de Massachusetts Amherst

Más información: The Borexino Collaboration., Agostini, M., Altenmüller, K. et al. Evidencia experimental de neutrinos producidos en el ciclo de fusión de CNO en el Sol. Naturaleza (2020). DOI: 10.1038 / s41586-020-2934-0

Imagen: El detector Borexino en combinación con el sol.
Crédito: Colaboración Borexino / Maxim Gromov


1 respuesta 1

Es probable que las primeras estrellas fueran más masivas que la mayoría de las nacidas hoy. Sin embargo, tiene razón en que, como no tendrían elementos pesados, deben haber fusionado hidrógeno a través de la cadena de pp.

No entiende la competencia entre la cadena de pp y el ciclo de CNO. Este último tiene una dependencia de la temperatura mucho más fuerte, por lo que Si estos núcleos más pesados ​​existen en el núcleo de una estrella, luego el ciclo CNO domina a las temperaturas más altas dentro de las estrellas de mayor masa.

Eso no significa que la cadena de pp no ​​pueda ocurrir. En las primeras estrellas, las temperaturas centrales tendrían que ser un poco más altas para compensar la cadena de pp más lenta.

El primer carbono se habría producido en los núcleos de helio de las primeras estrellas masivas. Esto luego se disemina al medio interestelar por las supernovas.


La interferencia oscureció la señal hasta ahora

Debido a su distribución de energía, los neutrinos del ciclo CNO eran difíciles de distinguir de los generados por la desintegración radiactiva de pequeños rastros de otros elementos. Principalmente, el bismuto-210 de las trazas de impurezas en la superficie de la pared del detector fue responsable de ocultar las señales del ciclo de CNO.

Debido a los movimientos de convección, estos contaminantes entraron en el líquido detector. Para eliminar la perturbación, la convección dentro del detector Borexino tuvo que detenerse, lo que fue técnicamente extremadamente complicado.

& # 8220 Durante mucho tiempo pensé que nunca sería posible realizar con éxito esta medición, & # 8221, dice Stefan Schönert, profesor de Física Experimental de Astropartículas en TU Munich. & # 8220Pero seis años de arduo trabajo han dado sus frutos y ahora & # 8217 hemos probado la presencia de la señal de neutrinos CNO por primera vez & # 8221.


Notas del simulador

Parámetros

Si bien hay ocho isótopos seguidos en la simulación, solo cinco pueden tener su contribución inicial a la composición del gas establecido por el lector: hidrógeno, helio-4, carbono-12, nitrógeno-14 y oxígeno-16, los elementos restantes cada uno. inicialmente constituyen 10 -7 de la densidad de nucleones del gas.

La densidad de nucleones se define como el número total de protones y neutrones por unidad de volumen. Por ejemplo, la contribución del helio-4 a la densidad de nucleones es 4 veces el número de núcleos de helio por unidad de volumen. La densidad de nucleones se usa porque el número de nucleones se conserva en una reacción de fusión. La densidad de nucleones total se fija en un g-mol (un número de Avogadro de 6.02216910 23 nucleones) por centímetro cúbico.

La composición inicial se expresa como partes de nucleones, es decir, una proporción relativa a los otros nucleones. Por ejemplo, en la tabla de composición inicial, partes de nucleón de hidrógeno y helio de 0.8 y 0.2 significa que por cada 8 nucleones que están en núcleos de hidrógeno, hay 2 que están en núcleos de helio.

La temperatura se da en unidades de millones de grados Kelvin y se puede establecer entre 5 millones de grados y 50 millones de grados.

Uso

El simulador aparece sin ejecutar y con un conjunto de valores predeterminados para la temperatura y las partes del nucleón. El lector puede establecer la temperatura del gas con el control deslizante. El lector puede cambiar las partes del nucleón haciendo doble clic con el ratón en el cuadro de la tabla correspondiente. El valor de la parte de nucleón debe estar entre 1 y 10 -7. La tabla no acepta notación exponencial en este momento, esta deficiencia se reparará en una versión futura.

La simulación se ejecuta presionando el botón? Grabar? botón. Una vez ejecutado, este botón se deshabilita hasta que se dan nuevos valores iniciales.

Si el lector cambia algún parámetro de sus valores iniciales, el? Reset? el botón está habilitado. Este botón restablece los valores a sus valores predeterminados. El valor predeterminado de la temperatura es de 25 millones de grados Kelvin.

Los tres botones de radio a la izquierda del simulador permiten al lector elegir entre los tres gráficos que dan resultados de la simulación. ¿La composición? La gráfica da a la fracción de nucleones la suma de los ocho isótopos de sus valores de fracción de nucleones es igual a 1. ¿La? ¿Potencia? El gráfico muestra la potencia total liberada en las reacciones nucleares y la potencia transportada por los neutrinos. ¿Los procesos? El gráfico muestra la contribución relativa a la creación de helio-4 de los ciclos de CNO 1 y CNO 2; la suma de estos valores se normaliza a 1.

La navegación con el teclado de los controles del simulador se describe en la Guía de uso del subprograma.

Agradecería tener noticias suyas si encuentra un error al ejecutar el simulador o si tiene sugerencias para mejorarlo. Envíe su correo electrónico al editor del sitio web.


Ver el vídeo: ΕΙΜΑΣΤΕ Η ΝΕΑ ΓΕΝΙΑ ΤΗΣ ΕΙΚΟΝΑΣ (Diciembre 2022).